Imagerie par synthèse d'ouverture: optique et radio

Je travaille aussi dans le domaine de la restauration d'image par synthèse d'ouverture.

Rappelons l'équipe à laquelle j'appartiens, a été fortement impliquée dans le développement de nouvelles méthodes dans ce domaine. Ainsi les méthodes WIPE et FIRST ont été développées par André Lannes et Eric Anterrieu (OMP-CERFACS) dans les années 1990. WIPE a été ainsi intégré dans le logiciel GILDAS de l' IRAM par Karim Bouyoucef en 1996. Ma première contribution a été de la remis à jour ce logiciel en 2001 pour qu'il puisse fonctionner avec la nouvelle version de GILDAS.

Ensuite, j'ai participé au développement et la mise en oeuvre des procédures d'autocalibration de phase, qui sont utilisées pour la restauration d'image en synthèse d'ouverture dans le domaine optique et radio.

1. Synthèse d'ouverture en radio

Pour m'initier au traitement des observations en radio-astronomie, j'ai participé à des ``écoles d'été'' à l'IRAM et au NRAO en 2000, et plus récemment à celle de l'ERIS à Bonn en 2007 (European Radio Interferometry School 2007). De façon concrète, j'ai réduit des observations obtenues au Plateau de Bure, de NGC 5430 en collaboration avec Emmanuel Davoust (OMP) et d'une galaxie lointaine LRG J0239-0134 en collaboration avec Jean-Paul Kneib (OMP).

Voici quelques images de la barre située au centre de la galaxie NGC 5430, obtenues avec l'interféromètre de l'IRAM au Plateau de Bure (collaboration avec Emmanuel Davoust, OMP). Chaque image correspond à une vitesse différente du gaz (raie d'émission du CO). La petite ellipse en gris en bas à gauche de chaque image représente la taille du faisceau synthétisé, et correspond à la limite en résolution de l'image. Le diagramme en bas à droite représente la couverture fréquentielle, c'est-à-dire l'ensemble des fréquences spatiales qui ont pu être mesurées pendant ces observations avec l'interféromètre. Les informations manquantes ont dû être interpolées par le logiciel utilisé pour la restauration des images, ce qui est bien sûr une source d'erreur. Mais c'est le prix à payer pour obtenir des images semblables à celles que fournirait un télescope géant dont le diamètre serait égal à la plus grande distance séparant les antennes.

2. Nouvelle méthode d'auto-calibration de phase

En collaboration avec André Lannes, nous avons mis au point une nouvelle procédure d'auto-calibration de phase à partir de relations de clôture qui est décrite dans les articles suivants:

• 1. ``Algebraic analysis of the phase-calibration problem in the self-calibration procedures''
  Lannes, A., Prieur J.-L., 2011, Astron. Nachr., 332, 759--784

• 2. ``Integer-ambiguity resolution in geodesy and astronomy''
  Lannes, A., Prieur J.-L., 2013, Astron. Nach., soumis

Vous pouvez aussi consulter la présentation PDF de cette procédure d'auto-calibration. Les applications concernent à la fois les domaines optique et radio. Cette méthode pourrait être appliquée à la réduction de données de ALMA, qui est un réseau de radio-télescopes observant dans le domaine millimétrique et sub-millimétrique.

3. Synthèse d'ouverture en optique

J'ai appliqué cette nouvelle procédure de restauration d'image sur des données interférométriques aimablement fournies par Peter Tuthill. Elles ont été obtenues avec le télescope de Keck (10 m de diamètre). Le principe de cette expérience est de placer un masque percé de trous, dans un plan pupillaire, qui cache une grande partie du miroir. La disposition des trous a été choisie de manière à ce que les fréquences spatiales soient non redondantes (c'est-à-dire qu'une fréquence spatiale soit mesurée par au plus un couple de trous: il existe une relation injective entre les couples de trous et les fréquences spatiales). On est alors ramené à un cas semblable à celui de la radio-astronomie, chaque trou pouvant être assimilé à une antenne séparée. La combinaison par triplets des phases de la transformée de Fourier des images conduit à une mesure des termes de clôture de phase (du spectre de l'objet) associés aux fréquences spatiales correspondantes. Il "suffit" alors d'inverser ces relations de clôture pour restaurer la phase du spectre de l'objet (c'est en fait ici que réside la principale difficulté et c'est sur cette partie que nous travaillons). La combinaison avec l'amplitude (qui est obtenue par une déconvolution avec la réponse impulsionnelle d'une des antennes) conduit au spectre complet de l'objet. C'est le principe de toutes les méthodes d'auto-calibration par clôture de phase.

Voici quelques images restaurées avec la procédure que nous avons développée:

Image restaurée de l'étoile double 126 Tau. Séparation angulaire: 0.30"

Eléments pupillaires (télescope de Keck): 36 ouvertures réparties uniformément sur un cercle .

Image restaurée du gaz éjecté par l'étoile chaude WR 104. Le compagnon invisible qui tourne autour de cette étoile repousse ce gaz, ce qui lui donne cette forme de spirale.

Modèle proposé pour expliquer l'image du jet de gaz en forme de spirale autour de l'étoile WR 104. (Tuthill, P.G., Monnier, J.D., Danchi, WC, 1999, Nature, 398, 478)